DE L’ASTRONOMIE MODERNE. 421

plus près de Jupiter font ceux où cette planète est opposée auSoleil ; Jupiter est le plus loin de nous , lorfqu’il est joint àcet astre, Sc qu’il se perd dans ses rayons. Cest alors que lalumière est le plus de tems à nous parvenir; c’est alors qu’ilfaut ajouter aux instans marqués des éclipses , une quantitéd’instans que l'on nomme Y équation de la lumière. On trouvoitbien de l’oppoiition à la conjonction la néceíîité d’une équationde quatorze minutes [a) ; mais Jupiter ne change pas de distanceseulement par le mouvement de la Terre, il se meut lui même,Se à cause de l’ellipticité de son orbite, il varie sa distance auSoleil Se à nous. Cette variation , quoique moins considérable,quoique trois fois plus petite que celle qui résulte de l’étenduede notre orbe, doit être cependant très-sensible ; elle doitproduire une équation de trois minutes Se demie, dont leséclipses retardent plus lorsque Jupiter est aphélie , 6 c moinsloríqu'tl est périhélie : cette équation ne se laiíîoit pas aper-cevoir dans les réíultats des observations.

Cependant ces retards étoient bien constatés, 6 c ces diffé-rences de l’observation au calcul annonçoient au moins desinégalités dans les mouvernens des satellites. Pourquoi 11’a-t-onpas soupçonné que ces inégalités pouvoient altérer l’équationde la lumière , 6 c même quelquefois la faire disparaître en secompliquant avec elle ? Les greffes planètes, les astres princi-paux se meuvent inégalement, ils décrivent des ellipses ; noussavons que les petits n’échappent point aux loix où lesgrands font soumis. Les satellites dévoient donc décrire desellipses, avoir des inégalités comme la lune qui circule autour

(a) U paroî^que Roëmer n’avoic d'abord mieux connue, est de 1 6' i/"; Insra testimé cette équation que de 11'. Un exa- Liv. XIV.

aien plus approfondi la lui fit porter ensuite (b) Mém. de l’Acad. des Scien. 1707,à 14'. Aujourd'hui cette équation , encore p. ij.